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2 ECLIPSE DE LUNA
Iluminada por el Sol, la Tierra proyecta una sombra alargada
en forma de cono en el espacio. En cualquier punto de este
cono la luz del Sol está completamente oscurecida. Rodeando
este cono de sombra, llamado umbra, se encuentra un área de
sombra parcial, llamada penumbra. La longitud media aproximada
del cono de sombra es de 1.379.200 km; a una distancia de
384.600 km, la distancia media entre la Luna y la Tierra,
tiene un diámetro de 9.170 km aproximadamente.
Un eclipse total de Luna tiene lugar cuando la Luna penetra
por completo en el cono de sombra. Si penetra directamente en
el centro, se oscurecerá alrededor de 2 horas; si no penetra
en el centro, el periodo de fase total es menor, y si la Luna
se mueve solamente por el límite del cono de sombra su
oscuridad puede durar sólo un instante.
El eclipse parcial de Luna tiene lugar cuando solamente una
parte de la Luna penetra en el cono de sombra y se oscurece.
La extensión del eclipse parcial puede fluctuar desde una fase
casi total, cuando la mayor parte de la Luna se oscurece, a un
eclipse menor cuando sólo se ve una pequeña zona de sombra de
la Tierra al pasar la Luna. Históricamente, el primer indicio
que se tuvo del perfil de la Tierra fue al ver su sombra
circular pasando a través de la cara de la Luna.
Antes de penetrar la Luna en el cono de sombra, tanto en el
eclipse total como en el parcial, está dentro de la zona de
penumbra y su superficie se va haciendo visiblemente más
oscura. La parte que penetra en el cono de sombra aparece casi
negra, pero durante el eclipse total el disco lunar no está
totalmente oscuro, sino que permanece ligeramente iluminado
con una luz rojiza: los rayos solares son refractados por la
atmósfera terrestre y penetran en el cono de sombra. Si se
produce un eclipse lunar cuando la Tierra está cubierta con
una densa capa de nubes, éstas impiden la refracción de la
luz; en esa situación la superficie de la Luna se hace
invisible durante la fase total.
3 ECLIPSE DE SOL
La longitud de la sombra de la Luna varía de 367.000 a 379.800
km, y la distancia entre la Tierra y la Luna de 357.300 a
407.100 km. Los eclipses totales de Sol tienen lugar cuando la
sombra de la Luna alcanza la Tierra. El diámetro de la sombra
nunca es mayor de 268,7 km en el punto en el que toca la
superficie de la Tierra de forma que el área en la que es
visible un eclipse total de Sol nunca es más ancha que este
diámetro y normalmente es bastante más estrecha. El ancho de
la zona de penumbra, o área del eclipse parcial en la
superficie de la Tierra, es de 4.800 km aproximadamente. En
algún momento, cuando la Luna pasa entre la Tierra y el Sol,
su sombra no alcanza la Tierra. En esos momentos tiene lugar
un eclipse anular durante el que aparece un anillo brillante
del disco solar alrededor del disco negro de la Luna.
La sombra de la Luna se mueve a través de la superficie
terrestre en dirección Este. Dado que la Tierra también gira
en esta dirección, la velocidad a la que se desplaza la sombra
de la Luna sobre la Tierra es igual a la velocidad de la Luna
en su órbita, menos la velocidad de rotación de la Tierra. La
velocidad de desplazamiento de la sombra en el ecuador es de
1.706 km/h aproximadamente; cerca de los polos, donde la
velocidad de rotación es virtualmente cero, es de unos 3.380
km/h. La trayectoria de un eclipse total de Sol y el tiempo de
su fase total se puede calcular a partir del tamaño de la
sombra de la Luna y de su velocidad. La duración máxima de un
eclipse total de Sol es de unos 7,5 minutos, pero estos
eclipses son raros y sólo tienen lugar una vez cada varios
miles de años. Un eclipse total, normalmente, se puede ver
durante unos tres minutos desde un punto en el centro del
recorrido de su fase total.
En áreas fuera de la banda barrida por la sombra de la Luna,
pero dentro de la penumbra, tienen lugar eclipses parciales y
el Sol sólo se oscurece parcialmente.
Al principio de un eclipse total, la Luna comienza a moverse a
través del disco solar aproximadamente una hora antes de su
fase total. La iluminación del Sol disminuye gradualmente y
durante la fase total (o cerca de ella) declina a la
intensidad del brillo de la luz de la Luna. Esta luz residual
la produce en gran medida la corona del Sol, la parte más
exterior de la atmósfera solar. Cuando la superficie del Sol
se va estrechando hasta una pequeña franja, se hace visible la
corona. Un momento antes de que el eclipse sea total, en esta
franja destellan brillantes puntos de luz llamados perlas de
Baily. Estos puntos son producidos por los rayos del Sol al
atravesar los valles y las irregularidades de la superficie
lunar. Las perlas de Baily son también visibles en el momento
que finaliza la fase total del eclipse (reaparición).
Exactamente un momento antes, un momento después y algunas
veces en la fase total se pueden ver estrechas bandas de
sombras en movimiento sobre objetos en la superficie
terrestre. El origen de estas bandas de sombra no se conoce
con exactitud, pero se piensa que están producidas por la
refracción irregular de la luz en la atmósfera terrestre.
Antes y después de la fase total, un observador situado en una
colina o en una aeronave puede ver la sombra de la Luna
moviéndose en dirección Este a través de la superficie de la
Tierra como la sombra de una nube pasando rápidamente.
4 FRECUENCIA DE LOS ECLIPSES
Si la órbita de la Tierra estuviera en el mismo plano que la
órbita de la Luna, tendrían lugar dos eclipses totales durante
cada mes lunar, un eclipse lunar por cada Luna llena, y un
eclipse solar por cada Luna nueva. Sin embargo, las dos
órbitas están inclinadas y, por tanto, los eclipses tienen
lugar sólo cuando la Luna o el Sol están a algunos grados de
los dos puntos, llamados nodos, donde se cruzan las órbitas
(véase Eclíptica).
Periódicamente, el Sol y la Luna vuelven a la misma posición
relativa de uno de los nodos y como resultado de esto los
eclipses se repiten a intervalos regulares. El tiempo del
intervalo, llamado saros, es de un poco más de 6.585,3 días,
unos 18 años y 11 días más 8 horas aproximadamente. El saros,
conocido desde la época de la antigua Babilonia, se
corresponde casi exactamente a 19 pasos del Sol por el mismo
nodo, 242 pasos de la Luna por el mismo nodo y a 223 meses
lunares. La disparidad entre el número de pasos de la Luna y
el número de meses lunares es el resultado del movimiento de
los nodos en dirección Oeste a razón de 19,5° por año. Un
eclipse que se repite después del saros será una duplicación
del primero, pero será visible 120° más al Oeste en la
superficie de la Tierra, debido al tercio de un día, incluido
en el intervalo. Los eclipses lunares se reproducen 48 o 49
veces y los solares 68 o 75 antes de que ligeras diferencias
en los movimientos del Sol y la Luna eliminen el eclipse.
Durante un saros tienen lugar, aproximadamente, 70 eclipses,
29 son de Luna y 41 de Sol; de estos últimos 19 suelen ser
totales y 31 parciales. Como mínimo en un año pueden tener
lugar 2 eclipses, como máximo 7, y una media de 4. En el siglo
XX se habrán producido 375 eclipses: 228 de Sol y 147 de Luna.
5 OBSERVACIÓN DE LOS ECLIPSES
Sólo durante un eclipse total de Sol se pueden analizar muchos
problemas astronómicos. Entre ellos se encuentran el tamaño y
la composición de la corona solar y la refracción de los rayos
de luz al pasar cerca del Sol debido a su campo gravitatorio
(véase Relatividad). El gran brillo del disco solar y la
iluminación producida por el Sol de la atmósfera de la Tierra
hacen imposible las observaciones de la corona solar excepto
durante un eclipse solar. El coronógrafo, un telescopio
fotográfico, permite la observación directa del borde del
disco solar en todo momento. En la actualidad, las
observaciones científicas sobre los eclipses solares son muy
valiosas, especialmente cuando el recorrido del eclipse barre
amplias superficies. Una red compleja de observatorios
especiales puede proporcionar a los científicos datos que
aumenten la información sobre cómo afectan a la atmósfera de
la Tierra las pequeñas variaciones del Sol y mejorar así las
predicciones de las erupciones solares.
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